observational properties of elliptical galaxies

Observational Properties of Elliptical Galaxies

M32 by T.M.Brown et al. (NASA)

楕円銀河の起源銀河形成の記録を残すもの

• 星間物質• 中性水素ガス・分子ガス• 電離ガス・高温ガス• 星の種族• 色－等級関係• Butcher-Oemler 銀河• E+A 銀河• UV フラックス• 色・吸収線強度勾配

• 基準平面• 力学的揺籃• コア（高速回転、逆回転）

• コア（色勾配）• コア（密度分布）• ダスト・シェル・リップル

• 等輝度面のゆがみ• 球状星団系

Neutral Hydrogen Gas (HI)

楕円銀河の中性水素ガスの量は水素の２１ｃｍ輝線の強度から測定する

Huchtmeier et al. (1995) A&A 300, 675


Knapp et al. (1985) AJ 90, 454

観測されたM(HI)/LBとMBとにはまったく相関が見られない。


Knapp et al. (1985) AJ 90, 454

Elliptical Sc

大多数の楕円銀河にはHIガスは無い。楕円銀河のM(HI)/LBはべき乗で減少し、M(HI)/LBは三桁以上もばらつきがある。つまり、HIと星の進化とは無関係で。


Huchtmeier et al. (1995) A&A 300, 675

例外的に存在するHIの多い楕円銀河は青く、ダストも多い。また、赤外線光度も高い。これはHIの多い楕円銀河内にダストに覆われた星形成領域の存在を示唆する。

青い

赤外で明るい


大部分の楕円銀河は中性水素ガスを含まない。

RSAサンプルでは検出率は１５％である。これが IRASサンプルになると、楕円銀河のHI検出率は３０％に跳ね上がる。HIの質量は１０７－１０９ Moである。検出された楕円銀河は中性水素の多い銀河と少ない銀河とに二分される。星の光度と単位光度当たりのガス質量との間には相関がなく、星の進化とガスの進化とが切り離されていることを示唆する。HIの多い楕円銀河についてみると、これらの銀河の大多数は特異な銀河であり、色は青く、遠赤外で明るい。これは星生成が起きていることを示唆する。

水素分子ガスの質量は中性水素ガスよりも一桁低い。ダスト質量はHIの１ /１０００で、この値は渦状銀河と同じである。HIの多い楕円銀河の特徴が他の楕円銀河と大きく異なることから、これらの銀河でのHIガスの起源は銀河のマージングや矮小銀河の捕獲にあると考えられる。

Molecular Hydrogen Gas (H2)

Wiklind et al. (1995) A&A 297, 643

楕円銀河の大多数は弱い CO 輝線を示す。分子ガスの質量は１０７－１０９ Mo 、これらの分子ガスは銀河の中心領域に分布する (Knapp & Rupen 1996, ApJ 460, 271) 。


Lees et al. (1991) ApJ 379, 177

黒丸が COが検出された楕円銀河、実線は近傍の E/S0銀河（±1σ）。


楕円銀河における CO 分子の検出率は１００ミクロンでのフラックス（ダストによる輝線）が強いほど高くなる。IRAS サンプルでは約４５％の検出率である。一般に暗い銀河の方が検出される率が高く、これらの銀河は青い。色ー等級図では青いほうにずれている傾向がある。渦状銀河の場合には星生成と関係していると考えられている。CO 光度と星の LB 光度との間には顕著な相関が見られない。これは HI と同じ。これから、楕円銀河の水素分子やダストが星から放出されたとは考えにくい。

ガスとダストの比は７００位であるが、５０という低い値のものもある。ダストの温度が低い銀河では CO と FIR から出した H2 質量比が低くなる。これは分子雲に付随しないダストが FIR エミッションに寄与していることを示唆する。H2 と HI の質量比は渦状銀河に比べて２－５倍低い値を示す。

H2 の起源は銀河の外にある。

Ionized Hydrogen Gas (HII)

Philips et al. (1986) AJ 91, 1062

[NII]6546A

楕円銀河の５５ -６０％には電離ガスが存在するが、その質量は１０３－１０４ Moしかない。電離ガスの質量は少ないが、吸収線の測定に大きな影響を及ぼす。

X-Ray Hot Gas in Ellipticals

M87

Lee et al. (2003) AJ 125, 2975

Matsushita et al. (2002)

A&A 386, 77

Hot X-Ray Gas in Ellipticals

Chandra 0.5-2.0kev (Jones et al. 2002, ApJ 567, L115)

NGC4636 (ASCA)Matsushita et al. (1998) ApJ 499, L13

X線高温ガスは銀河が星で輝いている範囲では少ないが、その外側では大量に存在する。２００ｋｐｃよりも外側では星の質量を凌駕する。高温ガスでは鉄などの重元素が検出されているから、一部のガスは銀河から放出されている。

楕円銀河のガスの行方

楕円銀河にはガスが無いと言われるが、実は高温のガスが楕円銀河を取り巻いている。このガスの起源はそれが鉄を多量に含むことから、銀河の星にあると考えられる。中性水素ガスや水素分子ガスの存在量は小さい。また、電離ガスも質量的には微々たるものである。低温の水素ガスの存在する銀河では星生成が起きている様子も見られ、また、銀河の光度とには顕著な相関も見られないので、ガスと星の進化は無関係、つまり、これらのガスはダストとともにその起源は外部にあるであろう。となると、楕円銀河にもともとあったガスはどこに行ったか？全てのガスが星になったとすると、あらゆる楕円銀河の金属量は等しくなければならないが、これは観測事実とは矛盾する。これから推論するに、楕円銀河にあったガスは高温に加熱されて一部は銀河の星間ガスとしてとどまり、残りは銀河団やフィールドに放出されてしまったものと考えられる。そのためにはガスを加熱する機構が必要であるが、それが何か？超新星爆発、 AGN、宇宙の再電離などが

考えられる。

Colour-Magnitude Relation of Elliptical Galaxies

楕円銀河は明るいものほど赤くなるSandage & Visvanathan (1978) ApJ 223, 707

CMRs of Elliptical Galaxies inVirgo and Coma Clusters

Bower, Lusey & Ellis (1992) MNRAS 254, 601Virgoと Coma銀河団の E/S0銀河はほとんど同一の色－等級関係を示す。また、その分散は観測の誤差と同程度に小さい。星形成期間が短いことを示唆する。

CM Relation of Elliptical GalaxiesGladders et al. (1998) ApJ 501, 571

近傍の銀河団の色－等級図を赤方偏移で区分していくつかにまとめたもの。細いストリップに並ぶ赤い銀河が楕円銀河と S0銀河である。暗いところに遠方の赤い銀河が見えてくる。後年、これらが楕円銀河の先祖であることが分かる。

Scatter along the CMRsBower, Lusey & Ellis (1992) MNRAS 254, 601

S0を除くとほとんど分散がない。分散の上限として０．０４等を取る。

Scatter along the CMRsBower, Lusey & Ellis (1992) MNRAS 254, 601

これらの銀河団の楕円銀河は１０－１３ Gyr 以上昔に形成されたはずである。

星の種族の色進化を δ （ U-V)/δ ｔとすると、 CMR の分散は次の様に書き表すことができる。

ここに、ｔ F は銀河の形成時期、ｔ H は球状星団の年齢＝１５ Gyr 、 β ＜１は形成時期の広がりを表すパラメータとする。分散が小さいという条件は、

銀河が瞬時に形成された場合

Colour Gradients in Elliptical GalaxiesPelitier et al. (1990) AJ 100, 1091

楕円銀河には中心に向かうほど赤くなるという色勾配を示すものが多い。色勾配が金属量の勾配に起因するならば、中心の星ほど金属量が高い。

Colour Gradients vs Global PropertiesPeletier et al. (1990) AJ 　 100, 1091

(B-R) 勾配 vs 自転速度 / 速度分散（ B-R) 勾配 vs 絶対等級

楕円銀河の色勾配と力学的特性や絶対等級との間には余り明瞭な相関は見られない。これは色勾配が質量に依存しないことを示す。重力収縮仮説では質量の大きな銀河ほど色勾配が大きい。逆に、マージングでは相関は弱いか無い。

Metallicity Gradients

in Ellipticals

Kobayashi & Arimoto (1999) ApJ 527, 573

Metallicity Gradients in EllipticalsKobayashi & Arimoto (1999) ApJ 527, 573

Metallicity Gradients vs Global PropertiesKobayashi & Arimoto (1999) ApJ 527, 573

金属量勾配と速度分散、絶対等級、有効半径、質量・光度比とには相関がない。

速度分散絶対等級

有効半径 M/L

Origin of Metallicity Gradient

楕円銀河の色や金属吸収線の強度は周辺部から中心に向かうに従って、赤くなり、強くなる。これは中心部の星ほど高い金属量を有しているからだと考えてよい。つまり、楕円銀河の中心部ほど化学進化の影響を強く受けている。もし、重力収縮で楕円銀河ができたなら、質量の大きな楕円銀河ほど中心での化学進化は進むはずであるから、明るい楕円銀河ほど急な金属量勾配を示すはずである。

しかしながら、楕円銀河の金属量勾配と質量とにはどうやら相関がないらしい。一般に金属量の勾配を持った銀河が合体すると、星は分散し、もともとあった金属量の勾配はゆるくなる。また、ガスの多い銀河が合体すれば、その際に新たな星形成が起こるであろう。これは勾配を急にする方向に働く。銀河の質量の成長の歴史は一通りでないであろうから、たとえ同じような質量の楕円銀河でも金属量勾配には多様性が現れてもよい。質量は積算されたものであるが、金属量勾配は合体の歴史によって微妙に変化するからである。

Metallicity Gradients RevisitedOgando et al. (2005) astro-ph/0509142

金属量勾配には上限がある。質量の大きな楕円銀河ほど勾配には分散があり、傾きの最大値は銀河質量とともに小さくなる。

merger

monolithic collapse

UV Flux Upturn

Burstein et al (1988) ApJ 328, 440

大質量中質量

中質量矮小銀河

UV Flux Upturn

速度分散の大きな楕円銀河ほどUVフラックスアップターンが強くなる。

Burstein et al (1988) ApJ 328, 440

Origin of UV Flux Upturn

楕円銀河の UV フラックスアップターンとは２５００ A より短い波長でフラックスが再度増加する現象をいう。これは楕円銀河に高温（＞１０５度）の星が存在するということである。そのような星の候補としては、若い OB型星や古いポスト AGB星、或いは、 AGB-manque 星（ HB から直接白色矮星に行く星）などがある。

M32 　 UV 光度分布（ Galex)

UVフラックスアップターンの強さは質量の大きな楕円銀河ほど強い。金属量の指標Mg2ともよい相関がある。

Origin of UV Flux Upturn

NGC1399

Ferguson et al. (1991) ApJL 382, L69

もしも、 UV フラックスアップターンが若い星の影響ならば、若い OB 星の特徴的な CIV （～１５５０ A ）の吸収

線が見えるはずであるが、Fornax 銀河団の中心にあるｃD銀河NGC １３９９の観測ではこれが検出さ

れなかった。これから、 UV フラックスアップターンの原因は若い星ではない

ことが分かる。古い星であるとすると、遡れば楕円

銀河では UV フラックスアップターンが消失するはずである。もしも、

起源がポスト AGB 星（惑星状星雲の中心星）にあるならば、銀河の年齢が７ Gyr になると UV フラックスが突然出現するはず（宇宙時計）。

Butcher-Oemler GalaxiesButcher & Oemler (1984) ApJ 285, 426

[OII], [OIII], Hβ 輝線の卓越した銀河＝活動核銀河（ AGN)

弱い輝線と吸収線＝渦状銀河

強い水素のバルマー線＝ E+A 銀河

頻度は近傍で数％、ｚ＝ 0.4－ 0.55で３０％、遠方ではさらに増える。楕円銀河の現象というよりは、成長過程にある銀河団の高温ガスの中に渦状銀河が落下したときに、ガスが圧縮されて星が形成され、その後に S0銀河になるところを見ているのではないか。

Hey what’s this?（ Dressler 1990)

銀河団の中での BO銀河の割合

E+A銀河の特徴Zabludoff et al. (1996) ApJ 466, 104

E+A銀河のスペクトルは水素のバルマー系列吸収線が強いのが特徴である。これは楕円銀河に A型星を足しあわせたときによく似ており、 E+Aと呼ばれる所以である。一般には楕円銀河に若い星 (A型星 )が多量に混在したと考えられ、スターバーストが起こった後の姿と考えられているが、最近のHSTによるイメージングでは A型星の渦状パターンが確認された。これは渦状銀河が S0銀河になる途中の姿と考えるほうがよい。

Spectra of E+A GalaxiesPracy et al. (2005) MNRAS 359, 1421

E+A Galaxies in ClusterTran et al. (2003) ApJ 599, 865 CL1358 @ z=0.33

E+A銀河の多くはデイスク銀河。銀河が合体したときにバーストが起こり、そのあとに E+Aになるとする仮設もある。遠方に EROなどとの統一的な理解が必要。

Fundamental Plane of Elliptical Galaxies

Bender et al. (1995) ApJ 411, 153

楕円銀河には様々なスケーリング法則が認められるが、表面輝度、有効半径、速度分散を組み合わせたある平面を

定義すると、その平面上に薄く分布する。これを基準平面といい、楕円銀河の力学的な構造と星の種族との間になんらかの相関があることを示している。

FPのエッジオンヴューが傾いているのは質量の大きな銀河ほどM/L比が大きいことを示す。一義的にはこれはM/L比

が金属量が高いほど大きくなるためであるが。

Tilt of Fundamental Plane Paｈ re et al. (1995) ApJ 453, L17

基準平面の傾きは Kバンドでの測光でも現れる。 KバンドでのM/L比は金属量への依存性が B,Vバンドに比べて小さいから、この傾きが金属量によるとは考えにくい。つまり、ダイナミカルな質量が増加していることになる。

Counter Rotating Cores

楕円銀河の中心部には銀河本体とは逆向きに回転していたり、高速で回転しているコアがある場合がある。また、複数のコアがあることもある。これらは、他の銀河を捕獲した証拠と見られている。

Bender (1988) A&A 202, L5

Shells and Ripples NGC1344 NGC3923

楕円銀河にはシェルとかリップルとか呼ばれる構造が見られる場合がある。これらは星でできており、矮小銀河を捕獲したときにこのような構造ができる。

Malin & Carter (1983) ApJ 274, 534

Dust in Elliptical GalaxiesSparks et al. (1985) MNRAS 217, 87

楕円銀河のダストはレーン状に分布するものが多い。また、薄く銀河全面に渡って分布するという（星と混在して）指摘もある。ダストの起源は外部にあり、

約３０％の楕円銀河がダストの存在を示す。

NGC5128

Surface Brightness Distribution

Sparks et al. (1985) MNRAS 217, 87

楕円銀河の表面輝度分布は決して同心状の楕円ではない。箱型をしているものひし形をしているもの、その中間などがある。また、長軸、短軸の向きも銀河中心

からの距離によって変動する。

NGC105

Distorted Isophotal ShapeBender et al. (1988) A&AS 74, 385

等輝度面のゆがみを数値化し、a(4)が正ならDISKY、負なら BOXYな楕円銀河という。明るい楕円銀河は BOXYのものが、暗い楕円銀河はDISKYなものが多い。

disky

boxy

Boxy vs Disky EllipticalsBender et al. (1989) A&A 217, 35

一般に Boxy な楕円銀河は回転していない。扁平度が小さい、強い電波減である。楕円銀河がこのような等輝度面のゆがみをもつのはマージングの影響である。

Disky な楕円銀河はエネルギーを散逸しながら重力収縮した円盤を中心部に持っている。

effective radius radio strength X-ray luminosity

ellipticity radio vs LB X-ray luminosity

boxy

disky

Boxy vs Disky Bender et al. (1989) A&A 217, 35

boxy

disky

質量の大きな楕円銀河では X線ガスや電波強度のエクセスがある。

Rotation & Velocity Dispersion Davies et al. (1983) ApJ 266, 41

明るい楕円銀河は星のランダムな速度場で支えられているが、暗い楕円銀河は自転で支えられている。

Fine Structure ParametersSchweizer et al. (1990) ApJ 364, L33

Fine structure parameters : Σ ＝ S ＋ log(1+n) + J + B + X

S：　眼視で判断した最も顕著なリップルの強さ　（ S=0-3)ｎ：　リップルの数　（ｎ＝０－１７）J：　ジェットの数　（ J=0-4)B：　眼視で判断した Boxiness の大きさ　（ B=0-3)X：　 X － structure の有無　（ X=0 、１）

Fine Structure ParametersSchweizer et al. (1990) ApJ 364, L33

微細構造パラメータが大きな楕円銀河ほどHβ 吸収線の平均からのずれが正の方向に

大きくなる。

つまり、力学的な揺籃の度合いは大きい楕円銀河ほど、星形成の兆候が見られる。

これらの力学的揺籃はマージングの影響で発現したと考えると辻褄が合う。

NGC3921

NGC7252

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